Métodos de detección de exoplanetas.


Cualquier planeta es una fuente de luz extremadamente débil en comparación con su estrella madre . Por ejemplo, una estrella como el Sol es aproximadamente mil millones de veces más brillante que la luz reflejada de cualquiera de los planetas que la orbitan. Además de la dificultad intrínseca de detectar una fuente de luz tan débil, la luz de la estrella madre provoca un resplandor que la apaga. Por esas razones, muy pocos de los exoplanetas reportados hasta abril de 2014 se han observado directamente, y aún menos se han resuelto a partir de su estrella anfitriona.

Número de descubrimientos de planetas extrasolares por año hasta 2020, con colores que indican el método de detección:

En cambio, los astrónomos generalmente han tenido que recurrir a métodos indirectos para detectar planetas extrasolares. A partir de 2016, varios métodos indirectos diferentes han tenido éxito.

Los siguientes métodos han demostrado ser exitosos al menos una vez para descubrir un nuevo planeta o detectar un planeta ya descubierto:

Velocidad radial

Gráfico de velocidad radial de 18 Delphini b .

Una estrella con un planeta se moverá en su propia pequeña órbita en respuesta a la gravedad del planeta. Esto conduce a variaciones en la velocidad con la que la estrella se acerca o se aleja de la Tierra, es decir, las variaciones son en la velocidad radial de la estrella con respecto a la Tierra. La velocidad radial se puede deducir del desplazamiento en las líneas espectrales de la estrella madre debido al efecto Doppler . [1] El método de velocidad radial mide estas variaciones para confirmar la presencia del planeta usando la función de masa binaria .

La velocidad de la estrella alrededor del centro de masa del sistema es mucho menor que la del planeta, porque el radio de su órbita alrededor del centro de masa es muy pequeño. (Por ejemplo, el Sol se mueve a unos 13 m / s debido a Júpiter, pero solo a unos 9 cm / s debido a la Tierra). Sin embargo, se pueden detectar variaciones de velocidad de hasta 3 m / so incluso algo menos con espectrómetros modernos , como el espectrómetro HARPS ( High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ) del telescopio ESO de 3,6 metros en el Observatorio La Silla , Chile, o el HIRES. espectrómetro en los telescopios Keck . Un método especialmente sencillo y económico para medir la velocidad radial es la "interferometría de dispersión externa". [2]

Hasta alrededor de 2012, el método de velocidad radial (también conocido como espectroscopia Doppler ) era, con mucho, la técnica más productiva utilizada por los cazadores de planetas. (Después de 2012, el método de tránsito de la nave espacial Kepler lo superó en número). La señal de velocidad radial es independiente de la distancia, pero requiere espectros de alta relación señal / ruido para lograr una alta precisión, por lo que generalmente se usa solo para estrellas relativamente cercanas , a unos 160 años luz de la Tierra, para encontrar planetas de menor masa. Tampoco es posible observar simultáneamente muchas estrellas objetivo a la vez con un solo telescopio. Los planetas de masa joviana pueden detectarse alrededor de estrellas hasta unos pocos miles de años luz de distancia. Este método encuentra fácilmente planetas masivos que están cerca de las estrellas. Los espectrógrafos modernos también pueden detectar fácilmente planetas con la masa de Júpiter que orbitan a 10 unidades astronómicas de la estrella madre, pero la detección de esos planetas requiere muchos años de observación. Los planetas de masa terrestre son actualmente detectables solo en órbitas muy pequeñas alrededor de estrellas de baja masa, por ejemplo, Proxima b .

Es más fácil detectar planetas alrededor de estrellas de baja masa, por dos razones: primero, estas estrellas se ven más afectadas por el tirón gravitacional de los planetas. La segunda razón es que las estrellas de secuencia principal de baja masa generalmente giran relativamente lentamente. La rotación rápida hace que los datos de la línea espectral sean menos claros porque la mitad de la estrella gira rápidamente lejos del punto de vista del observador mientras la otra mitad se acerca. Detectar planetas alrededor de estrellas más masivas es más fácil si la estrella ha abandonado la secuencia principal, porque dejar la secuencia principal ralentiza la rotación de la estrella.

A veces, la espectrografía Doppler produce señales falsas, especialmente en sistemas de múltiples planetas y estrellas. Los campos magnéticos y ciertos tipos de actividad estelar también pueden dar señales falsas. Cuando la estrella anfitriona tiene varios planetas, también pueden surgir señales falsas por tener datos insuficientes, de modo que múltiples soluciones pueden ajustarse a los datos, ya que las estrellas generalmente no se observan continuamente. [3] Algunas de las señales falsas pueden eliminarse analizando la estabilidad del sistema planetario, realizando un análisis fotométrico de la estrella anfitriona y conociendo su período de rotación y los períodos del ciclo de actividad estelar.

Los planetas con órbitas muy inclinadas a la línea de visión desde la Tierra producen oscilaciones visibles más pequeñas y, por lo tanto, son más difíciles de detectar. Una de las ventajas del método de velocidad radial es que la excentricidad de la órbita del planeta se puede medir directamente. Una de las principales desventajas del método de velocidad radial es que solo puede estimar la masa mínima de un planeta (). La distribución posterior del ángulo de inclinación i depende de la verdadera distribución de masa de los planetas. [4] Sin embargo, cuando hay múltiples planetas en el sistema que orbitan relativamente cerca uno del otro y tienen suficiente masa, el análisis de estabilidad orbital permite restringir la masa máxima de estos planetas. El método de velocidad radial se puede utilizar para confirmar los hallazgos realizados por el método de tránsito . Cuando se combinan ambos métodos, se puede estimar la masa verdadera del planeta.

Aunque la velocidad radial de la estrella solo da la masa mínima de un planeta, si las líneas espectrales del planeta se pueden distinguir de las líneas espectrales de la estrella, entonces se puede encontrar la velocidad radial del planeta en sí, y esto da la inclinación de la órbita del planeta. Esto permite medir la masa real del planeta. Esto también descarta los falsos positivos y también proporciona datos sobre la composición del planeta. El problema principal es que dicha detección solo es posible si el planeta orbita alrededor de una estrella relativamente brillante y si el planeta refleja o emite mucha luz. [5]

Fotometría de tránsito

Técnica, ventajas y desventajas

Método de tránsito para detectar planetas extrasolares. El gráfico debajo de la imagen demuestra los niveles de luz recibidos a lo largo del tiempo por la Tierra.
Fotometría Kepler-6b [6]
Una silueta simulada de Júpiter (y 2 de sus lunas) en tránsito por nuestro Sol, vista desde otro sistema estelar
Curva de luz teórica del exoplaneta en tránsito. [7] Esta imagen muestra la profundidad de tránsito (δ), la duración del tránsito (T) y la duración de entrada / salida (τ) de un exoplaneta en tránsito en relación con la posición en la que se encuentra el exoplaneta con respecto a la estrella.

Mientras que el método de velocidad radial proporciona información sobre la masa de un planeta, el método fotométrico puede determinar el radio del planeta. Si un planeta cruza ( transita ) frente al disco de su estrella madre, entonces el brillo visual observado de la estrella cae en una pequeña cantidad, dependiendo de los tamaños relativos de la estrella y el planeta. [8] Por ejemplo, en el caso de HD 209458 , la estrella se atenúa en un 1,7%. Sin embargo, la mayoría de las señales de tránsito son considerablemente más pequeñas; por ejemplo, un planeta del tamaño de la Tierra que transita por una estrella similar al Sol produce un oscurecimiento de solo 80 partes por millón (0,008 por ciento).

Un modelo teórico de la curva de luz de un exoplaneta en tránsito predice las siguientes características de un sistema planetario observado: profundidad del tránsito (δ), duración del tránsito (T), duración de la entrada / salida (τ) y período del exoplaneta (P). Sin embargo, estas cantidades observadas se basan en varios supuestos. Por conveniencia en los cálculos, asumimos que el planeta y la estrella son esféricos, el disco estelar es uniforme y la órbita es circular. Dependiendo de la posición relativa en la que se encuentre un exoplaneta en tránsito observado mientras transita una estrella, los parámetros físicos observados de la curva de luz cambiarán. La profundidad de tránsito (δ) de una curva de luz en tránsito describe la disminución del flujo normalizado de la estrella durante un tránsito. Esto detalla el radio de un exoplaneta en comparación con el radio de la estrella. Por ejemplo, si un exoplaneta transita por una estrella del tamaño del radio solar, un planeta con un radio mayor aumentaría la profundidad de tránsito y un planeta con un radio más pequeño disminuiría la profundidad de tránsito. La duración del tránsito (T) de un exoplaneta es el tiempo que un planeta pasa en tránsito por una estrella. Este parámetro observado cambia en relación con qué tan rápido o lento se mueve un planeta en su órbita a medida que transita por la estrella. La duración de entrada / salida (τ) de una curva de luz en tránsito describe el tiempo que tarda el planeta en cubrir completamente la estrella (entrada) y descubrir completamente la estrella (salida). Si un planeta transita desde un extremo del diámetro de la estrella hasta el otro extremo, la duración de la entrada / salida es más corta porque le toma menos tiempo a un planeta cubrir completamente la estrella. Si un planeta transita una estrella en relación con cualquier otro punto que no sea el diámetro, la duración de la entrada / salida se alarga a medida que se aleja del diámetro porque el planeta pasa más tiempo cubriendo parcialmente la estrella durante su tránsito. [9] A partir de estos parámetros observables, se determinan varios parámetros físicos diferentes (semieje mayor, masa de la estrella, radio de la estrella, radio del planeta, excentricidad e inclinación) mediante cálculos. Con la combinación de medidas de velocidad radial de la estrella, también se determina la masa del planeta.

Este método tiene dos grandes desventajas. Primero, los tránsitos planetarios son observables solo cuando la órbita del planeta está perfectamente alineada desde el punto de vista de los astrónomos. La probabilidad de que un plano orbital planetario esté directamente en la línea de visión de una estrella es la relación entre el diámetro de la estrella y el diámetro de la órbita (en las estrellas pequeñas, el radio del planeta también es un factor importante). . Aproximadamente el 10% de los planetas con órbitas pequeñas tienen tal alineación, y la fracción disminuye para los planetas con órbitas más grandes. Para un planeta que orbita alrededor de una estrella del tamaño de un Sol a 1 UA , la probabilidad de que una alineación aleatoria produzca un tránsito es del 0,47%. Por lo tanto, el método no puede garantizar que una estrella en particular no sea huésped de planetas. Sin embargo, al escanear grandes áreas del cielo que contienen miles o incluso cientos de miles de estrellas a la vez, los estudios de tránsito pueden encontrar más planetas extrasolares que el método de velocidad radial. [10] Varias encuestas han adoptado ese enfoque, como el Proyecto MEarth basado en tierra , SuperWASP , KELT y HATNet , así como las misiones COROT , Kepler y TESS basadas en el espacio . El método de tránsito también tiene la ventaja de detectar planetas alrededor de estrellas que se encuentran a unos pocos miles de años luz de distancia. Los planetas más distantes detectados por la búsqueda de planetas extrasolares eclipsantes de la ventana de Sagitario se encuentran cerca del centro galáctico. Sin embargo, las observaciones de seguimiento fiables de estas estrellas son casi imposibles con la tecnología actual.

La segunda desventaja de este método es una alta tasa de detecciones falsas. Un estudio de 2012 encontró que la tasa de falsos positivos para los tránsitos observados por la misión Kepler podría llegar al 40% en sistemas de un solo planeta. [11] Por esta razón, una estrella con una sola detección de tránsito requiere confirmación adicional, típicamente del método de velocidad radial o del método de modulación de brillo orbital. El método de la velocidad radial es especialmente necesario para planetas del tamaño de Júpiter o más grandes, ya que los objetos de ese tamaño abarcan no solo planetas, sino también enanas marrones e incluso estrellas pequeñas. Como la tasa de falsos positivos es muy baja en estrellas con dos o más planetas candidatos, tales detecciones a menudo pueden validarse sin extensas observaciones de seguimiento. Algunos también pueden confirmarse mediante el método de variación del tiempo de tránsito. [12] [13] [14]

Muchos puntos de luz en el cielo tienen variaciones de brillo que pueden aparecer como planetas en tránsito por mediciones de flujo. Los falsos positivos en el método de fotometría de tránsito surgen en tres formas comunes: sistemas binarios eclipsantes combinados, sistemas binarios eclipsantes en pastoreo y tránsitos de estrellas del tamaño de un planeta. Los sistemas binarios eclipsantes suelen producir eclipses profundos que los distinguen de los tránsitos de exoplanetas, ya que los planetas suelen ser más pequeños que aproximadamente 2R J, [15] pero los eclipses son menos profundos para los sistemas binarios eclipsantes mezclados o en pastoreo.

Los sistemas binarios eclipsantes combinados consisten en un binario eclipsante normal mezclado con una tercera estrella (generalmente más brillante) a lo largo de la misma línea de visión, generalmente a una distancia diferente. La luz constante de la tercera estrella diluye la profundidad medida del eclipse, por lo que la curva de luz puede parecerse a la de un exoplaneta en tránsito. En estos casos, el objetivo suele contener una gran secuencia principal primaria con una pequeña secuencia principal secundaria o una estrella gigante con una secuencia principal secundaria. [dieciséis]

Los sistemas binarios eclipsantes de pastoreo son sistemas en los que un objeto apenas rozará la extremidad del otro. En estos casos, la profundidad máxima de tránsito de la curva de luz no será proporcional a la relación de los cuadrados de los radios de las dos estrellas, sino que dependerá únicamente de la pequeña fracción de la primaria que está bloqueada por la secundaria. La pequeña caída medida en el flujo puede imitar la de un tránsito de exoplanetas. Algunos de los casos de falsos positivos de esta categoría se pueden encontrar fácilmente si el sistema binario eclipsante tiene una órbita circular, y los dos compañeros tienen masas diferentes. Debido a la naturaleza cíclica de la órbita, habría dos eventos eclipsantes, uno del primario ocultando el secundario y viceversa. Si las dos estrellas tienen masas significativamente diferentes, y estos radios y luminosidades diferentes, entonces estos dos eclipses tendrían profundidades diferentes. Esta repetición de un evento de tránsito superficial y profundo se puede detectar fácilmente y así permitir que el sistema sea reconocido como un sistema binario eclipsante en pastoreo. Sin embargo, si los dos compañeros estelares tienen aproximadamente la misma masa, entonces estos dos eclipses serían indistinguibles, lo que haría imposible demostrar que se está observando un sistema binario eclipsante en pastoreo utilizando solo las mediciones de fotometría de tránsito.

Esta imagen muestra los tamaños relativos de las enanas marrones y los grandes planetas.

Finalmente, hay dos tipos de estrellas que son aproximadamente del mismo tamaño que los planetas gigantes gaseosos, las enanas blancas y las enanas marrones. Esto se debe al hecho de que los planetas gigantes gaseosos, las enanas blancas y las enanas marrones están todos sustentados por una presión de electrones degenerada. La curva de luz no discrimina entre masas ya que solo depende del tamaño del objeto en tránsito. Cuando sea posible, las mediciones de velocidad radial se utilizan para verificar que el tránsito o el cuerpo eclipsando es de masa planetaria, lo que significa menos de 13M J . Variaciones Tiempo de tránsito también pueden determinar M P . La tomografía Doppler con una órbita de velocidad radial conocida puede obtener un M P mínimo y una alineación de órbita única proyectada.

Las estrellas de ramas gigantes rojas tienen otro problema para detectar planetas a su alrededor: si bien es mucho más probable que los planetas alrededor de estas estrellas transiten debido al tamaño de estrella más grande, estas señales de tránsito son difíciles de separar de la curva de luz de brillo de la estrella principal, ya que las gigantes rojas tienen frecuentes pulsaciones de brillo con un período de unas pocas horas a días. Esto es especialmente notable con las subgigantes . Además, estas estrellas son mucho más luminosas y los planetas en tránsito bloquean un porcentaje mucho menor de luz proveniente de estas estrellas. Por el contrario, los planetas pueden ocultar por completo una estrella muy pequeña, como una estrella de neutrones o una enana blanca, un evento que sería fácilmente detectable desde la Tierra. Sin embargo, debido al pequeño tamaño de las estrellas, la posibilidad de que un planeta se alinee con un remanente estelar de este tipo es extremadamente pequeña.

Propiedades (masa y radio) de los planetas descubiertos mediante el método de tránsito, en comparación con la distribución, n (gráfico de barras gris claro), de las masas mínimas de exoplanetas en tránsito y no en tránsito. Las super-Tierras son negras.

La principal ventaja del método de tránsito es que el tamaño del planeta se puede determinar a partir de la curva de luz. Cuando se combina con el método de velocidad radial (que determina la masa del planeta), se puede determinar la densidad del planeta y, por lo tanto, aprender algo sobre la estructura física del planeta. Los planetas que han sido estudiados por ambos métodos son, con mucho, los mejor caracterizados de todos los exoplanetas conocidos. [17]

El método de tránsito también permite estudiar la atmósfera del planeta en tránsito. Cuando el planeta transita por la estrella, la luz de la estrella atraviesa la atmósfera superior del planeta. Al estudiar cuidadosamente el espectro estelar de alta resolución , se pueden detectar elementos presentes en la atmósfera del planeta. Una atmósfera planetaria, y un planeta para el caso, también podría detectarse midiendo la polarización de la luz de las estrellas a medida que atraviesa o se refleja en la atmósfera del planeta. [18]

Además, el eclipse secundario (cuando el planeta está bloqueado por su estrella) permite la medición directa de la radiación del planeta y ayuda a limitar la excentricidad orbital del planeta sin necesidad de la presencia de otros planetas. Si la intensidad fotométrica de la estrella durante el eclipse secundario se resta de su intensidad antes o después, solo queda la señal causada por el planeta. Entonces es posible medir la temperatura del planeta e incluso detectar posibles signos de formación de nubes en él. En marzo de 2005, dos grupos de científicos realizaron mediciones utilizando esta técnica con el telescopio espacial Spitzer . Los dos equipos, del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica , dirigido por David Charbonneau , y el Centro de Vuelo Espacial Goddard , dirigido por LD Deming, estudiaron los planetas TrES-1 y HD 209458b respectivamente. Las mediciones revelaron las temperaturas de los planetas: 1.060 K (790 ° C ) para TrES-1 y aproximadamente 1.130 K (860 ° C) para HD 209458b. [19] [20] Además, se sabe que el Neptuno Gliese 436 b caliente entra en un eclipse secundario. Sin embargo, algunos planetas en tránsito orbitan de manera que no entran en un eclipse secundario en relación con la Tierra; HD 17156 b tiene más del 90% de probabilidades de ser uno de estos últimos.

Historia

Una misión de la Agencia Espacial Francesa , CoRoT , comenzó en 2006 para buscar tránsitos planetarios desde la órbita, donde la ausencia de centelleo atmosférico permite una mayor precisión. Esta misión fue diseñada para poder detectar planetas "unas pocas veces o varias veces más grandes que la Tierra" y funcionó "mejor de lo esperado", con dos descubrimientos de exoplanetas [21] (ambos del tipo "Júpiter caliente") a principios de 2008 En junio de 2013, el recuento de exoplanetas de CoRoT era de 32 y varios aún no se han confirmado. El satélite dejó de transmitir datos inesperadamente en noviembre de 2012 (después de que su misión se había ampliado dos veces) y se retiró en junio de 2013 [22].

En marzo de 2009, se lanzó la misión Kepler de la NASA para escanear una gran cantidad de estrellas en la constelación de Cygnus con una precisión de medición que se espera que detecte y caracterice planetas del tamaño de la Tierra. La Misión Kepler de la NASA utiliza el método de tránsito para escanear cien mil estrellas en busca de planetas. Se esperaba que al final de su misión de 3,5 años, el satélite habría recopilado suficientes datos para revelar planetas incluso más pequeños que la Tierra. Al escanear cien mil estrellas simultáneamente, no solo pudo detectar planetas del tamaño de la Tierra, sino que también pudo recopilar estadísticas sobre el número de tales planetas alrededor de estrellas similares al Sol. [23]

El 2 de febrero de 2011, el equipo de Kepler publicó una lista de 1.235 candidatos a planetas extrasolares, incluidos 54 que pueden estar en la zona habitable . El 5 de diciembre de 2011, el equipo de Kepler anunció que había descubierto 2.326 candidatos planetarios, de los cuales 207 son similares en tamaño a la Tierra, 680 son del tamaño de una súper Tierra, 1.181 son del tamaño de Neptuno, 203 son del tamaño de Júpiter y 55 son más grandes. que Júpiter. En comparación con las cifras de febrero de 2011, el número de planetas del tamaño de la Tierra y del tamaño súper terrestre aumentó en un 200% y un 140%, respectivamente. Además, se encontraron 48 candidatos a planetas en las zonas habitables de las estrellas estudiadas, lo que marca una disminución con respecto a la cifra de febrero; esto se debió a los criterios más estrictos en uso en los datos de diciembre. En junio de 2013, el número de planetas candidatos aumentó a 3278 y algunos planetas confirmados eran más pequeños que la Tierra, algunos incluso del tamaño de Marte (como Kepler-62c ) y uno incluso más pequeño que Mercurio ( Kepler-37b ). [24]

El satélite de estudio de exoplanetas en tránsito se lanzó en abril de 2018.

Modulaciones de reflexión y emisión

Los planetas de período corto en órbitas cercanas alrededor de sus estrellas sufrirán variaciones de luz reflejada porque, como la Luna , pasarán por fases de completo a nuevo y viceversa. Además, como estos planetas reciben mucha luz estelar, los calienta, lo que hace que las emisiones térmicas sean potencialmente detectables. Dado que los telescopios no pueden distinguir el planeta de la estrella, solo ven la luz combinada, y el brillo de la estrella anfitriona parece cambiar en cada órbita de manera periódica. Aunque el efecto es pequeño, la precisión fotométrica requerida es aproximadamente la misma que para detectar un planeta del tamaño de la Tierra en tránsito a través de una estrella de tipo solar, tales planetas del tamaño de Júpiter con un período orbital de unos pocos días son detectables por telescopios espaciales como como el Observatorio Espacial Kepler . Al igual que con el método de tránsito, es más fácil detectar planetas grandes orbitando cerca de su estrella madre que otros planetas, ya que estos planetas captan más luz de su estrella madre. Cuando un planeta tiene un albedo alto y está situado alrededor de una estrella relativamente luminosa, sus variaciones de luz son más fáciles de detectar en luz visible, mientras que los planetas más oscuros o los planetas alrededor de estrellas de baja temperatura son más fácilmente detectables con luz infrarroja con este método. A largo plazo, este método puede encontrar la mayoría de los planetas que serán descubiertos por esa misión porque la variación de la luz reflejada con la fase orbital es en gran medida independiente de la inclinación orbital y no requiere que el planeta pase frente al disco de la estrella. Todavía no puede detectar planetas con órbitas circulares de frente desde el punto de vista de la Tierra, ya que la cantidad de luz reflejada no cambia durante su órbita.

La función de fase del planeta gigante también es función de sus propiedades térmicas y atmósfera, si las hay. Por lo tanto, la curva de fase puede restringir otras propiedades del planeta, como la distribución del tamaño de las partículas atmosféricas. Cuando se encuentra un planeta en tránsito y se conoce su tamaño, la curva de variaciones de fase ayuda a calcular o restringir el albedo del planeta . Es más difícil con planetas muy calientes ya que el resplandor del planeta puede interferir al intentar calcular el albedo. En teoría, el albedo también se puede encontrar en planetas que no están en tránsito cuando se observan las variaciones de luz con múltiples longitudes de onda. Esto permite a los científicos encontrar el tamaño del planeta incluso si el planeta no está transitando la estrella. [25]

La primera detección directa del espectro de luz visible reflejada por un exoplaneta fue realizada en 2015 por un equipo internacional de astrónomos. Los astrónomos estudiaron la luz de 51 Pegasi b , el primer exoplaneta descubierto orbitando una estrella de secuencia principal (una estrella similar al Sol ), utilizando el instrumento HARPS (Buscador de planetas de velocidad radial de alta precisión) en el Observatorio La Silla del Observatorio Europeo Austral en Chile. [26] [27]

Tanto CoRoT [28] como Kepler [29] han medido la luz reflejada de los planetas. Sin embargo, estos planetas ya eran conocidos desde que transitan por su estrella anfitriona. Los primeros planetas descubiertos por este método son Kepler-70b y Kepler-70c , encontrados por Kepler. [30]

Radiación relativista

Un método novedoso separado para detectar exoplanetas a partir de variaciones de luz utiliza la transmisión relativista del flujo observado desde la estrella debido a su movimiento. También se conoce como haz Doppler o refuerzo Doppler. El método fue propuesto por primera vez por Abraham Loeb y Scott Gaudi en 2003. [31] A medida que el planeta tira de la estrella con su gravitación, la densidad de fotones y por lo tanto el brillo aparente de la estrella cambia desde el punto de vista del observador. Al igual que el método de la velocidad radial, se puede utilizar para determinar la excentricidad orbital y la masa mínima del planeta. Con este método, es más fácil detectar planetas masivos cerca de sus estrellas, ya que estos factores aumentan el movimiento de la estrella. A diferencia del método de velocidad radial, no requiere un espectro preciso de una estrella y, por lo tanto, se puede usar más fácilmente para encontrar planetas alrededor de estrellas de rotación rápida y estrellas más distantes.

Una de las mayores desventajas de este método es que el efecto de variación de la luz es muy pequeño. Un planeta de masa joviana que orbita a 0.025 AU de distancia de una estrella similar al Sol es apenas detectable incluso cuando la órbita es de canto. Este no es un método ideal para descubrir nuevos planetas, ya que la cantidad de luz estelar emitida y reflejada del planeta suele ser mucho mayor que las variaciones de luz debidas a la radiación relativista. Sin embargo, este método sigue siendo útil, ya que permite medir la masa del planeta sin la necesidad de recopilar datos de seguimiento a partir de observaciones de velocidad radial.

El primer descubrimiento de un planeta utilizando este método ( Kepler-76b ) se anunció en 2013. [32] [33]

Variaciones elipsoidales

Los planetas masivos pueden causar leves distorsiones de marea en sus estrellas anfitrionas. Cuando una estrella tiene una forma ligeramente elipsoidal, su brillo aparente varía, dependiendo de si la parte achatada de la estrella está frente al punto de vista del observador. Al igual que con el método de radiación relativista, ayuda a determinar la masa mínima del planeta y su sensibilidad depende de la inclinación orbital del planeta. El alcance del efecto sobre el brillo aparente de una estrella puede ser mucho mayor que con el método de radiación relativista, pero el ciclo de cambio de brillo es dos veces más rápido. Además, el planeta distorsiona más la forma de la estrella si tiene una relación de radio semi-eje mayor a radio estelar baja y la densidad de la estrella es baja. Esto hace que este método sea adecuado para encontrar planetas alrededor de estrellas que hayan abandonado la secuencia principal. [34]

Sincronización del pulsar

Impresión artística del sistema planetario del púlsar PSR 1257 + 12

Un púlsar es una estrella de neutrones: el remanente pequeño y ultradenso de una estrella que ha explotado como una supernova . Los púlsares emiten ondas de radio con mucha regularidad a medida que giran. Debido a que la rotación intrínseca de un púlsar es tan regular, se pueden usar pequeñas anomalías en la sincronización de sus pulsos de radio observados para rastrear el movimiento del púlsar. Como una estrella ordinaria, un púlsar se moverá en su propia pequeña órbita si tiene un planeta. Los cálculos basados ​​en observaciones de tiempo de pulso pueden revelar los parámetros de esa órbita. [35]

Este método no fue diseñado originalmente para la detección de planetas, pero es tan sensible que es capaz de detectar planetas mucho más pequeños que cualquier otro método, hasta menos de una décima parte de la masa de la Tierra. También es capaz de detectar perturbaciones gravitacionales mutuas entre los diversos miembros de un sistema planetario, revelando así más información sobre esos planetas y sus parámetros orbitales. Además, puede detectar fácilmente planetas que están relativamente lejos del púlsar.

Hay dos inconvenientes principales del método de sincronización de púlsar: los púlsares son relativamente raros y se requieren circunstancias especiales para que un planeta se forme alrededor de un púlsar. Por lo tanto, es poco probable que se encuentre una gran cantidad de planetas de esta manera. [36] Además, la vida probablemente no sobreviviría en planetas que orbitan púlsares debido a la alta intensidad de la radiación ambiental.

En 1992, Aleksander Wolszczan y Dale Frail utilizaron este método para descubrir planetas alrededor del púlsar PSR 1257 + 12 . [37] Su descubrimiento se confirmó rápidamente, convirtiéndose en la primera confirmación de planetas fuera del Sistema Solar . [ cita requerida ]

Sincronización de estrella variable

Al igual que los púlsares, algunos otros tipos de estrellas variables pulsantes son lo suficientemente regulares como para que la velocidad radial se pueda determinar de forma puramente fotométrica a partir del desplazamiento Doppler de la frecuencia de pulsación, sin necesidad de espectroscopía . [38] [39] Este método no es tan sensible como el método de variación del tiempo de pulsar, debido a que la actividad periódica es más larga y menos regular. La facilidad para detectar planetas alrededor de una estrella variable depende del período de pulsación de la estrella, la regularidad de las pulsaciones, la masa del planeta y su distancia de la estrella anfitriona.

El primer éxito con este método se produjo en 2007, cuando se descubrió V391 Pegasi b alrededor de una estrella subenana pulsante. [40]

Tiempo de tránsito

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Animación que muestra la diferencia entre el tiempo de tránsito planetario de los sistemas de 1 planeta y de 2 planetas. Crédito: NASA / Misión Kepler.
La Misión Kepler , una misión de la NASA que es capaz de detectar planetas extrasolares.

El método de variación del tiempo de tránsito considera si los tránsitos ocurren con una periodicidad estricta o si hay una variación. Cuando se detectan múltiples planetas en tránsito, a menudo se pueden confirmar con el método de variación del tiempo de tránsito. Esto es útil en sistemas planetarios alejados del Sol, donde los métodos de velocidad radial no pueden detectarlos debido a la baja relación señal / ruido. Si un planeta ha sido detectado por el método de tránsito, las variaciones en el tiempo del tránsito proporcionan un método extremadamente sensible para detectar planetas adicionales que no están en tránsito en el sistema con masas comparables a las de la Tierra. Es más fácil detectar variaciones en el tiempo de tránsito si los planetas tienen órbitas relativamente cercanas y cuando al menos uno de los planetas es más masivo, lo que hace que el período orbital de un planeta menos masivo sea más perturbado. [41] [42] [43]

El principal inconveniente del método de cronometraje de tránsito es que, por lo general, no se puede aprender mucho sobre el planeta en sí. La variación del tiempo de tránsito puede ayudar a determinar la masa máxima de un planeta. En la mayoría de los casos, puede confirmar si un objeto tiene una masa planetaria, pero no impone restricciones estrechas a su masa. Sin embargo, hay excepciones, ya que los planetas en los sistemas Kepler-36 y Kepler-88 orbitan lo suficientemente cerca como para determinar con precisión sus masas.

La primera detección significativa de un planeta en tránsito utilizando TTV se llevó a cabo con la nave espacial Kepler de la NASA. El planeta en tránsito Kepler-19b muestra TTV con una amplitud de cinco minutos y un período de aproximadamente 300 días, lo que indica la presencia de un segundo planeta, Kepler-19c , que tiene un período que es un múltiplo casi racional del período del planeta en tránsito. [44] [45]

En los planetas circumbinarios , las variaciones del tiempo de tránsito son causadas principalmente por el movimiento orbital de las estrellas, en lugar de las perturbaciones gravitacionales de otros planetas. Estas variaciones dificultan la detección de estos planetas mediante métodos automatizados. Sin embargo, hace que estos planetas sean fáciles de confirmar una vez que se detectan. [ cita requerida ]

Variación de la duración del tránsito

La "variación de duración" se refiere a cambios en la duración del tránsito. Las variaciones de duración pueden ser causadas por una exoluna , una precesión absidal para planetas excéntricos debido a otro planeta en el mismo sistema o la relatividad general . [46] [47]

Cuando se encuentra un planeta circumbinario mediante el método de tránsito, se puede confirmar fácilmente con el método de variación de la duración del tránsito. [48] En sistemas binarios cercanos, las estrellas alteran significativamente el movimiento del compañero, lo que significa que cualquier planeta en tránsito tiene una variación significativa en la duración del tránsito. La primera confirmación de este tipo provino de Kepler-16b . [48]

Eclipsando el tiempo mínimo binario

Cuando un sistema estelar binario está alineado de tal manera que, desde el punto de vista de la Tierra, las estrellas pasan una frente a la otra en sus órbitas, el sistema se denomina sistema estelar "binario eclipsante". El tiempo de luz mínima, cuando la estrella con la superficie más brillante está al menos parcialmente oscurecida por el disco de la otra estrella, se llama eclipse primario , y aproximadamente media órbita más tarde, el eclipse secundario ocurre cuando la estrella de superficie más brillante se oscurece. alguna porción de la otra estrella. Estos tiempos de luz mínima, o eclipses centrales, constituyen una marca de tiempo en el sistema, al igual que los pulsos de un púlsar (excepto que en lugar de un destello, son una caída en el brillo). Si hay un planeta en órbita circumbinaria alrededor de las estrellas binarias, las estrellas estarán desplazadas alrededor de un centro de masa de un planeta binario . A medida que las estrellas en el binario se desplazan hacia adelante y hacia atrás por el planeta, los tiempos de los mínimos del eclipse variarán. La periodicidad de este desplazamiento puede ser la forma más confiable de detectar planetas extrasolares alrededor de sistemas binarios cercanos. [49] [50] [51] Con este método, los planetas son más fácilmente detectables si son más masivos, orbitan relativamente cerca del sistema y si las estrellas tienen masas bajas.

El método de sincronización de eclipses permite la detección de planetas más alejados de la estrella anfitriona que el método de tránsito. Sin embargo, las señales alrededor de estrellas variables cataclísmicas que apuntan a planetas tienden a coincidir con órbitas inestables. [ aclaración necesaria ] [52] En 2011, Kepler-16b se convirtió en el primer planeta en caracterizarse definitivamente a través de variaciones de tiempo binarias eclipsantes. [53]

Microlente gravitacional

Microlente gravitacional

La microlente gravitacional ocurre cuando el campo gravitacional de una estrella actúa como una lente, magnificando la luz de una estrella de fondo distante. Este efecto ocurre solo cuando las dos estrellas están alineadas casi exactamente. Los eventos de lentes son breves, duran semanas o días, ya que las dos estrellas y la Tierra se mueven entre sí. Se han observado más de mil eventos de este tipo en los últimos diez años.

Si la estrella con lente en primer plano tiene un planeta, entonces el propio campo gravitacional de ese planeta puede hacer una contribución detectable al efecto de lente. Dado que eso requiere una alineación altamente improbable, se debe monitorear continuamente una gran cantidad de estrellas distantes para detectar contribuciones de microlentes planetarias a una velocidad razonable. Este método es más fructífero para los planetas entre la Tierra y el centro de la galaxia, ya que el centro galáctico proporciona una gran cantidad de estrellas de fondo.

En 1991, los astrónomos Shude Mao y Bohdan Paczyński propusieron usar microlentes gravitacionales para buscar compañeros binarios de estrellas, y su propuesta fue refinada por Andy Gould y Abraham Loeb en 1992 como un método para detectar exoplanetas. Los éxitos con el método se remontan a 2002, cuando un grupo de astrónomos polacos ( Andrzej Udalski , Marcin Kubiak y Michał Szymański de Varsovia y Bohdan Paczyński ) durante el proyecto OGLE ( Experimento óptico de lentes gravitacionales ) desarrollaron una técnica viable. Durante un mes, encontraron varios planetas posibles, aunque las limitaciones en las observaciones impidieron una confirmación clara. Desde entonces, se han detectado varios planetas extrasolares confirmados mediante microlentes. Este fue el primer método capaz de detectar planetas de masa similar a la de la Tierra alrededor de estrellas ordinarias de la secuencia principal . [54]

A diferencia de la mayoría de los otros métodos, que tienen un sesgo de detección hacia planetas con órbitas pequeñas (o para imágenes resueltas, grandes), el método de microlente es más sensible para detectar planetas alrededor de 1-10 unidades astronómicas de distancia de estrellas similares al Sol.

Una desventaja notable del método es que la lente no se puede repetir, porque la alineación casual nunca vuelve a ocurrir. Además, los planetas detectados tenderán a estar a varios kiloparsecs de distancia, por lo que las observaciones de seguimiento con otros métodos suelen ser imposibles. Además, la única característica física que se puede determinar mediante microlentes es la masa del planeta, dentro de las limitaciones de espacio. Las propiedades orbitales tampoco tienden a ser claras, ya que la única característica orbital que se puede determinar directamente es su actual semi-eje mayor desde la estrella madre, lo que puede ser engañoso si el planeta sigue una órbita excéntrica. Cuando el planeta está lejos de su estrella, pasa solo una pequeña parte de su órbita en un estado en el que es detectable con este método, por lo que el período orbital del planeta no se puede determinar fácilmente. También es más fácil detectar planetas alrededor de estrellas de baja masa, ya que el efecto de microlente gravitacional aumenta con la relación de masa planeta-estrella.

Las principales ventajas del método de microlente gravitacional son que puede detectar planetas de baja masa (en principio hasta la masa de Marte con futuros proyectos espaciales como WFIRST ); puede detectar planetas en órbitas anchas comparables a Saturno y Urano, que tienen períodos orbitales demasiado largos para la velocidad radial o los métodos de tránsito; y puede detectar planetas alrededor de estrellas muy distantes. Cuando se puedan observar suficientes estrellas de fondo con suficiente precisión, entonces el método debería eventualmente revelar cuán comunes son los planetas similares a la Tierra en la galaxia. [ cita requerida ]

Las observaciones se suelen realizar mediante redes de telescopios robóticos . Además del OGLE financiado por el Consejo Europeo de Investigación , el grupo de Observaciones de Microlente en Astrofísica (MOA) está trabajando para perfeccionar este enfoque.

El proyecto PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork ) / RoboNet es aún más ambicioso. Permite una cobertura casi continua las 24 horas del día mediante una red de telescopios que abarca todo el mundo, lo que brinda la oportunidad de captar contribuciones de microlentes de planetas con masas tan bajas como la de la Tierra. Esta estrategia tuvo éxito en la detección del primer planeta de baja masa en una órbita amplia, designado OGLE-2005-BLG-390Lb . [54]

Imágenes directas

Imagen directa de exoplanetas alrededor de la estrella HR8799 usando un coronógrafo Vortex en una porción de 1,5 m del telescopio Hale
Imagen de ESO de un planeta cerca de Beta Pictoris

Los planetas son fuentes de luz extremadamente débiles en comparación con las estrellas, y la poca luz que proviene de ellos tiende a perderse en el resplandor de su estrella madre. Entonces, en general, es muy difícil detectarlos y resolverlos directamente desde su estrella anfitriona. Los planetas que orbitan lo suficientemente lejos de las estrellas para ser resueltos reflejan muy poca luz estelar, por lo que los planetas se detectan a través de su emisión térmica. Es más fácil obtener imágenes cuando el sistema estelar está relativamente cerca del Sol y cuando el planeta es especialmente grande (considerablemente más grande que Júpiter ), está muy separado de su estrella madre y está caliente de modo que emite una intensa radiación infrarroja; Luego se han obtenido imágenes en el infrarrojo, donde el planeta es más brillante que en longitudes de onda visibles. Los coronagramas se utilizan para bloquear la luz de la estrella, dejando el planeta visible. La obtención de imágenes directas de un exoplaneta similar a la Tierra requiere una estabilidad optotérmica extrema . [55] Durante la fase de acreción de la formación planetaria, el contraste estrella-planeta puede ser incluso mejor en H alfa que en infrarrojo; actualmente se está realizando un estudio de H alfa. [56]

Los telescopios ExTrA en La Silla observan en longitudes de onda infrarrojas y agregan información espectral a las mediciones fotométricas habituales. [57]

Las imágenes directas solo pueden dar restricciones sueltas de la masa del planeta, que se deriva de la edad de la estrella y la temperatura del planeta. La masa puede variar considerablemente, ya que los planetas pueden formarse varios millones de años después de la formación de la estrella. Cuanto más frío es el planeta, menor debe ser la masa del planeta. En algunos casos, es posible dar restricciones razonables al radio de un planeta en función de la temperatura del planeta, su brillo aparente y su distancia a la Tierra. Los espectros emitidos por los planetas no tienen que estar separados de la estrella, lo que facilita la determinación de la composición química de los planetas.

A veces, se necesitan observaciones en múltiples longitudes de onda para descartar que el planeta sea una enana marrón . Se pueden utilizar imágenes directas para medir con precisión la órbita del planeta alrededor de la estrella. A diferencia de la mayoría de otros métodos, las imágenes directas funcionan mejor con planetas con órbitas de cara en lugar de órbitas de borde, ya que un planeta en una órbita de cara es observable durante la totalidad de la órbita del planeta, mientras que los planetas con órbita de borde las órbitas son más fácilmente observables durante su período de mayor separación aparente de la estrella madre.

Los planetas detectados mediante imágenes directas se dividen actualmente en dos categorías. Primero, los planetas se encuentran alrededor de estrellas más masivas que el Sol, que son lo suficientemente jóvenes como para tener discos protoplanetarios. La segunda categoría consiste en posibles enanas sub-marrones que se encuentran alrededor de estrellas muy tenues, o enanas marrones que están al menos a 100 UA de distancia de sus estrellas progenitoras.

Los objetos de masa planetaria que no están unidos gravitacionalmente a una estrella también se encuentran a través de imágenes directas.

Descubrimientos tempranos

El gran objeto central es la estrella CVSO 30 ; el pequeño punto hacia arriba ya la izquierda es el exoplaneta CVSO 30c. Esta imagen fue hecha usando datos astrométricos de los instrumentos NACO y SINFONI de VLT . [58]

En 2004, un grupo de astrónomos utilizó el European Southern Observatory Es el Very Large Telescope matriz en Chile para producir una imagen de 2M1207b , una compañera de la enana marrón 2M1207. [59] Al año siguiente, se confirmó el estado planetario del compañero. [60] Se estima que el planeta es varias veces más masivo que Júpiter y tiene un radio orbital superior a 40 UA.

En septiembre de 2008, se tomó una imagen de un objeto a una separación de 330 AU de la estrella 1RXS J160929.1−210524 , pero no fue hasta 2010 que se confirmó que era un planeta compañero de la estrella y no solo una alineación casual. [61]

El primer sistema multiplanet, anunció el 13 de noviembre de 2008, fue fotografiada en 2007, el uso de telescopios, tanto en el Observatorio Keck y el Observatorio Gemini . Se observaron directamente tres planetas orbitando HR 8799 , cuyas masas son aproximadamente diez, diez y siete veces la de Júpiter . [62] [63] En el mismo día, 13 de Noviembre de 2008, se anunció que el telescopio espacial Hubble observó directamente un exoplaneta orbitando Fomalhaut , con una masa no más de 3  M J . [64] Ambos sistemas están rodeados por discos similares al cinturón de Kuiper .

En 2009, se anunció que el análisis de imágenes que datan de 2003, reveló un planeta en órbita alrededor de Beta Pictoris . [ cita requerida ]

En 2012, se anunció que un planeta " Super-Júpiter " con una masa de aproximadamente 12,8  M J en órbita alrededor de Kappa Andromedae fue captado directamente usando el Telescopio Subaru en Hawai. [65] [66] Orbita a su estrella madre a una distancia de aproximadamente 55 UA, o casi el doble de la distancia de Neptuno al sol.

Un sistema adicional, GJ 758 , fue fotografiado en noviembre de 2009 por un equipo que utilizó el instrumento HiCIAO del Telescopio Subaru , pero era una enana marrón. [67]

Otros exoplanetas posibles haber sido fotografiado directamente incluyen GQ Lupi b , AB Pictoris b , y SCR 1845 b . [68] Hasta marzo de 2006, ninguno ha sido confirmado como planetas; en cambio, ellos mismos podrían ser pequeñas enanas marrones . [69] [70]

Instrumentos de imagen

Imagen ESO VLT del exoplaneta HD 95086 b [71]

Algunos proyectos para equipar telescopios con instrumentos capaces de obtener imágenes de planetas incluyen los telescopios terrestres Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE , el instrumento Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) , Palomar Project 1640 y el telescopio espacial WFIRST . La Misión de los Nuevos Mundos propone un gran ocultor en el espacio diseñado para bloquear la luz de las estrellas cercanas con el fin de observar sus planetas en órbita. Esto podría usarse con telescopios existentes, ya planeados o nuevos construidos específicamente.

En 2010, un equipo del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA demostró que un coronógrafo de vórtice podría permitir que pequeños osciloscopios obtuvieran imágenes directas de planetas. [72] Hicieron esto tomando imágenes de los planetas HR 8799 previamente fotografiados , usando solo una porción de 1,5 metros de ancho del Telescopio Hale .

Otro enfoque prometedor es anular la interferometría . [73]

También se ha propuesto que los telescopios espaciales que enfocan la luz usando placas de zona en lugar de espejos proporcionarían imágenes de mayor contraste y serían más baratos de lanzar al espacio debido a que pueden plegar la placa de zona de lámina ligera. [74]

Polarimetria

La luz emitida por una estrella no está polarizada, es decir, la dirección de oscilación de la onda de luz es aleatoria. Sin embargo, cuando la luz se refleja en la atmósfera de un planeta, las ondas de luz interactúan con las moléculas de la atmósfera y se polarizan. [75]

Al analizar la polarización en la luz combinada del planeta y la estrella (aproximadamente una parte en un millón), estas mediciones pueden en principio realizarse con una sensibilidad muy alta, ya que la polarimetría no está limitada por la estabilidad de la atmósfera terrestre. Otra ventaja principal es que la polarimetría permite determinar la composición de la atmósfera del planeta. La principal desventaja es que no podrá detectar planetas sin atmósferas. Los planetas más grandes y los planetas con mayor albedo son más fáciles de detectar mediante polarimetría, ya que reflejan más luz.

Los dispositivos astronómicos utilizados para la polarimetría, llamados polarímetros, son capaces de detectar luz polarizada y rechazar haces no polarizados. Grupos como ZIMPOL / CHEOPS [76] y PlanetPol [77] están utilizando actualmente polarímetros para buscar planetas extrasolares. La primera detección exitosa de un planeta extrasolar utilizando este método se produjo en 2008, cuando se detectó HD 189733 b , un planeta descubierto tres años antes, mediante polarimetría. [78] Sin embargo, todavía no se han descubierto nuevos planetas utilizando este método.

Astrometria

En este diagrama, un planeta (objeto más pequeño) orbita una estrella, que a su vez se mueve en una órbita pequeña. El centro de masa del sistema se muestra con un signo más rojo. (En este caso, siempre se encuentra dentro de la estrella).

Este método consiste en medir con precisión la posición de una estrella en el cielo y observar cómo esa posición cambia con el tiempo. Originalmente, esto se hacía visualmente, con registros escritos a mano. A finales del siglo XIX, este método utilizaba placas fotográficas, lo que mejoraba enormemente la precisión de las mediciones y creaba un archivo de datos. Si una estrella tiene un planeta, entonces la influencia gravitacional del planeta hará que la propia estrella se mueva en una pequeña órbita circular o elíptica. Efectivamente, la estrella y el planeta orbitan cada uno alrededor de su centro de masa mutuo ( baricentro ), como se explica en las soluciones al problema de los dos cuerpos . Dado que la estrella es mucho más masiva, su órbita será mucho más pequeña. [79] Con frecuencia, el centro de masa mutuo estará dentro del radio del cuerpo más grande. En consecuencia, es más fácil encontrar planetas alrededor de estrellas de baja masa, especialmente enanas marrones.

Movimiento del centro de masa (baricentro) del sistema solar en relación con el Sol

La astrometría es el método de búsqueda más antiguo de planetas extrasolares y originalmente fue popular debido a su éxito en la caracterización de sistemas astrométricos de estrellas binarias . Se remonta al menos a las declaraciones hechas por William Herschel a finales del siglo XVIII. Afirmó que un compañero invisible estaba afectando la posición de la estrella que catalogó como 70 Ophiuchi . El primer cálculo astrométrico formal conocido para un planeta extrasolar fue realizado por William Stephen Jacob en 1855 para esta estrella. [80] Otros autores repitieron cálculos similares durante otro medio siglo [81] hasta que finalmente fueron refutados a principios del siglo XX. [82] [83] Durante dos siglos circularon afirmaciones sobre el descubrimiento de compañeras invisibles en órbita alrededor de sistemas estelares cercanos que, según se informa, se encontraron utilizando este método, [81] que culminó en el prominente anuncio de 1996, de múltiples planetas orbitando la estrella cercana Lalande. 21185 de George Gatewood . [84] [85] Ninguna de estas afirmaciones sobrevivió al escrutinio de otros astrónomos, y la técnica cayó en descrédito. [86] Desafortunadamente, los cambios en la posición estelar son tan pequeños, y las distorsiones atmosféricas y sistemáticas tan grandes, que incluso los mejores telescopios terrestres no pueden producir mediciones lo suficientemente precisas. Todas las afirmaciones de un compañero planetario de menos de 0,1 masa solar, como la masa del planeta, hechas antes de 1996 utilizando este método probablemente sean falsas. En 2002, el telescopio espacial Hubble logró utilizar la astrometría para caracterizar un planeta previamente descubierto alrededor de la estrella Gliese 876 . [87]

Se espera que el observatorio espacial Gaia , lanzado en 2013, encuentre miles de planetas a través de la astrometría, pero antes del lanzamiento de Gaia , no se había confirmado ningún planeta detectado por astrometría.

SIM PlanetQuest fue un proyecto estadounidense (cancelado en 2010) que habría tenido capacidades de búsqueda de exoplanetas similares a las de Gaia .

Una ventaja potencial del método astrométrico es que es más sensible a los planetas con grandes órbitas. Esto lo hace complementario a otros métodos que son más sensibles a los planetas con órbitas pequeñas. Sin embargo, se requerirán tiempos de observación muy largos: años y posiblemente décadas, ya que los planetas lo suficientemente lejos de su estrella como para permitir la detección mediante astrometría también requieren mucho tiempo para completar una órbita.

Los planetas que orbitan alrededor de una de las estrellas en sistemas binarios son más fácilmente detectables, ya que provocan perturbaciones en las órbitas de las propias estrellas. Sin embargo, con este método, se necesitan observaciones de seguimiento para determinar en qué estrella orbita el planeta.

En 2009, se anunció el descubrimiento de VB 10b por astrometría. Se informó que este objeto planetario, que orbita la estrella enana roja de baja masa VB 10 , tiene una masa siete veces mayor que la de Júpiter . De confirmarse, este sería el primer exoplaneta descubierto por astrometría, de los muchos que se han afirmado a lo largo de los años. [88] [89] Sin embargo, estudios independientes recientes de velocidad radial descartan la existencia del planeta reclamado. [90] [91]

En 2010, se midieron astrométricamente seis estrellas binarias. Uno de los sistemas estelares, llamado HD 176051 , se encontró con "alta confianza" en tener un planeta. [92]

En 2018, un estudio que comparó las observaciones de la nave espacial Gaia con los datos de Hipparcos para el sistema Beta Pictoris pudo medir la masa de Beta Pictoris b, limitándola a11 ± 2 masas de Júpiter. [93] Esto está de acuerdo con las estimaciones de masa anteriores de aproximadamente 13 masas de Júpiter.

La combinación de velocidad radial y astrometría se había utilizado para detectar y caracterizar algunos planetas de período corto, aunque antes no se habían detectado Júpiter fríos de manera similar. En 2019, los datos de la nave espacial Gaia y su predecesor Hipparcos se complementaron con datos HARPS que permitieron una mejor descripción de ε Indi Ab como el exoplaneta similar a Júpiter más cercano con una masa de 3 Júpiter en una órbita ligeramente excéntrica con un período orbital de 45 años. . [94]

Eclipse de rayos x

En septiembre de 2020, se anunció la detección de un planeta candidato en órbita alrededor del binario de rayos X de alta masa M51-ULS-1 en la Galaxia Whirlpool . El planeta fue detectado por eclipses de la fuente de rayos X, que consiste en una (ya sea un estelar remanente estrella de neutrones o un agujero negro ) y una estrella masiva, probablemente una de tipo B supergigante . Este es el único método capaz de detectar un planeta en otra galaxia. [95]

Cinemática de disco

Los planetas pueden detectarse por los huecos que producen en los discos protoplanetarios . [96] [97]

Detección de eco de destellos y variabilidad

Los eventos de variabilidad no periódicos, como las llamaradas, pueden producir ecos extremadamente débiles en la curva de luz si se reflejan en un exoplaneta u otro medio de dispersión en el sistema estelar. [98] [99] [100] [101] Más recientemente, motivados por los avances en la instrumentación y las tecnologías de procesamiento de señales, se predice que los ecos de los exoplanetas serán recuperables a partir de mediciones fotométricas y espectroscópicas de alta cadencia de sistemas estelares activos, como las enanas M . [102] [103] [104] Estos ecos son teóricamente observables en todas las inclinaciones orbitales.

Imágenes de tránsito

Una matriz de interferómetro óptico / infrarrojo no recoge tanta luz como un solo telescopio de tamaño equivalente, pero tiene la resolución de un solo telescopio del tamaño de la matriz. Para las estrellas brillantes, este poder de resolución podría usarse para obtener imágenes de la superficie de una estrella durante un evento de tránsito y ver la sombra del planeta en tránsito. Esto podría proporcionar una medida directa del radio angular del planeta y, mediante paralaje , su radio real. Esto es más preciso que las estimaciones de radio basadas en fotometría de tránsito , que dependen de las estimaciones de radio estelar que dependen de modelos de características estelares. La formación de imágenes también proporciona una determinación más precisa de la inclinación que la fotometría. [105]

Emisiones de radio magnetosféricas

Las emisiones de radio de las magnetosferas podrían detectarse con futuros radiotelescopios. Esto podría permitir la determinación de la tasa de rotación de un planeta, que es difícil de detectar de otra manera. [106]

Emisiones de radio aurorales

Aurorales de radio emisiones de los planetas gigantes con plasma fuentes, como Júpiter , la luna volcánica 's Io , se pudieron detectar con telescopios de radio como LOFAR . [107] [108]

Interferometria optica

En marzo de 2019, los astrónomos de ESO , empleando el instrumento GRAVITY en su interferómetro de telescopio muy grande (VLTI), anunciaron la primera detección directa de un exoplaneta , HR 8799 e , utilizando interferometría óptica . [109]

Interferometría modificada

Al observar los movimientos de un interferograma utilizando un espectrómetro de transformada de Fourier, se podría obtener una mayor sensibilidad para detectar señales débiles de planetas similares a la Tierra. [110]

Discos circunestelares

La concepción de un artista de dos planetas enanos del tamaño de Plutón en una colisión alrededor de Vega

Los discos de polvo espacial ( discos de escombros ) rodean muchas estrellas. El polvo se puede detectar porque absorbe la luz de las estrellas ordinaria y la reemite como radiación infrarroja . Incluso si las partículas de polvo tienen una masa total mucho menor que la de la Tierra, aún pueden tener una superficie total lo suficientemente grande como para eclipsar a su estrella madre en longitudes de onda infrarrojas. [111]

El telescopio espacial Hubble es capaz de observar discos de polvo con su instrumento NICMOS (cámara infrarroja cercana y espectrómetro multiobjeto). Incluso las mejores imágenes han sido tomadas por su instrumento hermana, el telescopio espacial Spitzer , y por la Agencia Espacial Europea 's Observatorio Espacial Herschel , que se puede ver mucho más profundo en infrarrojo longitudes de onda que la lata de Hubble. Ahora se han encontrado discos de polvo alrededor de más del 15% de las estrellas similares al sol cercanas. [112]

Se cree que el polvo se genera por colisiones entre cometas y asteroides. La presión de la radiación de la estrella empujará las partículas de polvo hacia el espacio interestelar en una escala de tiempo relativamente corta. Por lo tanto, la detección de polvo indica una reposición continua por nuevas colisiones y proporciona una fuerte evidencia indirecta de la presencia de cuerpos pequeños como cometas y asteroides que orbitan alrededor de la estrella madre. [112] Por ejemplo, el disco de polvo alrededor de la estrella Tau Ceti indica que esa estrella tiene una población de objetos análoga a la del Cinturón de Kuiper de nuestro propio Sistema Solar , pero al menos diez veces más gruesa. [111]

De manera más especulativa, las características de los discos de polvo a veces sugieren la presencia de planetas de tamaño completo. Algunos discos tienen una cavidad central, lo que significa que realmente tienen forma de anillo. La cavidad central puede ser causada por un planeta que "limpia" el polvo dentro de su órbita. Otros discos contienen grumos que pueden ser causados ​​por la influencia gravitacional de un planeta. Ambos tipos de características están presentes en el disco de polvo alrededor de Epsilon Eridani , lo que sugiere la presencia de un planeta con un radio orbital de alrededor de 40 AU (además del planeta interior detectado mediante el método de velocidad radial). [113] Este tipo de interacciones planeta-disco se pueden modelar numéricamente utilizando técnicas de preparación de colisiones . [114]

Contaminación de atmósferas estelares

El análisis espectral de las atmósferas de las enanas blancas a menudo encuentra contaminación de elementos más pesados ​​como el magnesio y el calcio . Estos elementos no pueden originarse en el núcleo de las estrellas, y es probable que la contaminación provenga de asteroides que se acercaron demasiado (dentro del límite de Roche ) a estas estrellas por interacción gravitacional con planetas más grandes y fueron destrozados por las fuerzas de marea de las estrellas. Hasta el 50% de las enanas blancas jóvenes pueden estar contaminadas de esta manera. [115]

Además, el polvo responsable de la contaminación atmosférica puede ser detectado por radiación infrarroja si existe en cantidad suficiente, similar a la detección de discos de escombros alrededor de las estrellas de la secuencia principal. Los datos del Telescopio Espacial Spitzer sugieren que el 1-3% de las enanas blancas poseen polvo circunestelar detectable. [116]

En 2015, se descubrieron planetas menores en tránsito por la enana blanca WD 1145 + 017 . [117] Este material orbita con un período de alrededor de 4.5 horas, y las formas de las curvas de luz de tránsito sugieren que los cuerpos más grandes se están desintegrando, contribuyendo a la contaminación en la atmósfera de la enana blanca.

La mayoría de los planetas extrasolares confirmados se han encontrado utilizando telescopios espaciales (a fecha de 01/2015). [118] Muchos de los métodos de detección pueden funcionar más eficazmente con telescopios espaciales que evitan la turbulencia y la neblina atmosférica. COROT (2007-2012) y Kepler fueron misiones espaciales dedicadas a la búsqueda de planetas extrasolares mediante tránsitos. COROT descubrió unos 30 nuevos exoplanetas. Kepler (2009-2013) y K2 (2013-) han descubierto más de 2000 exoplanetas verificados. [119] El Telescopio Espacial Hubble y MOST también han encontrado o confirmado algunos planetas. El telescopio espacial infrarrojo Spitzer se ha utilizado para detectar tránsitos de planetas extrasolares, así como ocultaciones de los planetas por su estrella anfitriona y curvas de fase . [19] [20] [120]

La misión Gaia , lanzada en diciembre de 2013, [121] utilizará la astrometría para determinar las verdaderas masas de 1000 exoplanetas cercanos. [122] [123] TESS , lanzado en 2018, CHEOPS lanzado en 2019 y PLATO en 2026 utilizarán el método de tránsito.

  • Verificación por multiplicidad [126]
  • Firma de color de tránsito [127]
  • Tomografía Doppler [128]
  • Prueba de estabilidad dinámica [129]
  • Distinguir entre planetas y actividad estelar [130]
  • Desplazamiento de tránsito [131]

  • Espectroscopía de transmisión
  • Espectroscopia de emisión, [132] fase resuelta [133]
  • Imágenes de moteado [134] / Imágenes de Lucky [135] para detectar estrellas compañeras en las que los planetas podrían estar orbitando en lugar de la estrella primaria, lo que alteraría los parámetros del planeta que se derivan de los parámetros estelares.
  • Efecto fotoeccéntrico [136]
  • Efecto Rossiter-McLaughlin

  • Lista de exoplanetas
  • Exoluna

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